La teora del todo

Ideas sobre el universo

En el ao 340 a.C. Aristteles crea que la Tierra era estacionaria y que el Sol, la luna, los planetas y las estrellas se movan en rbitas circulares alrededor de ella. Crea eso porque estaba convencido, por razones msticas, de que la Tierra era el centro del universo y de que el movimiento circular era el ms perfecto.Esta idea fue ampliada por Ptolomeo en el siglo II d.C. hasta constituir un modelo cosmolgico completo. La Tierra permaneci en el centro rodeada por ocho esferas que transportaban a la Luna, el Sol, las estrellas y los cinco planetas conocidos en aquel tiempo, Mercurio, Venus, Marte, Jpiter y Saturno (Figura 1).

Figura 1. Modelo Geocntrico del universo

Pese a ser un principio errneo, el sistema de Ptolomeo permita no obstante calcular con anticipacin las posiciones aproximadas de los planetas en el cielo y por esto, en cierto grado, satisfizo las necesidades prcticas en el transcurso de varios siglos. [[footnoteRef:1]] Su inconsistencia radicaba en que durante su recorrido la Luna debera aparecer a veces con el doble del tamao que usualmente tiene. [1: Bakulin, P., Kononvich, E., Moroz, V., 1987, p.13.]

Un modelo ms simple, sin embargo, fue propuesto, en 1514, por un cura polaco, Nicols Coprnico. Su idea era que el Sol estaba estacionario en el centro y que la Tierra y los planetas se movan en rbitas circulares a su alrededor (figura 2). La teora de Coprnico fue el comienzo de una nueva etapa en el desarrollo de la astronoma. [[footnoteRef:2]] [2: Bakulin, P., Kononvich, E., Moroz, V., 1987, p.14.]

Figura 2. Modelo Heliocntrico del universo

El golpe mortal a la teora aristotlico/ptolemaica lleg en 1609. En ese ao, Galileo comenz a observar el cielo nocturno con un telescopio, que acababa de inventar. Cuando mir al planeta Jpiter, Galileo encontr que ste estaba acompaado por varios pequeos satlites o lunas que giraban a su alrededor. Esto implicaba que no todo tena que girar directamente alrededor de la Tierra, como Aristteles y Ptolomeo haban supuesto.Al mismo tiempo, Johannes Kepler haba modificado la teora de Coprnico, sugiriendo que los planetas no se movan en crculos, sino en elipses. Desde el punto de vista de Kepler, las rbitas elpticas constituan meramente una hiptesis.

La confirmacin de la hiptesis de Kepler fue proporcionada mucho ms tarde, en 1687, cuando sir Isaac Newton public su Philosophiae Naturalis Principia Mathematica, probablemente la obra ms importante publicada en las ciencias fsicas en todos los tiempos. En ella, Newton no slo present una teora de cmo se mueven los cuerpos en el espacio y en el tiempo, sino que tambin desarroll las complicadas matemticas necesarias para analizar esos movimientos.

Newton descubri que la fuerza de atraccin entre la Tierra y la Luna era directamente proporcional al producto de sus masas e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia que las separa, calculndose dicha fuerza mediante el producto de ese cociente por una constante G. [[footnoteRef:3]] [3: Asimov, I., 2004, p. 59.]

El principio del universo es otro tema que se haba discutido desde tiempos muy remotos. De acuerdo con distintas cosmologas primitivas y con la tradicin judeo-cristiana-musulmana, el universo comenz con un creador.Aristteles, y la mayor parte del resto de los filsofos griegos, no era partidario, por el contrario, de la idea de la creacin, porque sonaba demasiado a intervencin divina. Ellos crean, por consiguiente, que la raza humana y el mundo que la rodea haban existido, y existiran, por siempre.

En 1929, Edwin Hubble hizo la observacin crucial de que, donde quiera que uno mire, las galaxias distantes se estn alejando de nosotros. O en otras palabras, el universo se est expandiendo. Esto significa que en pocas anteriores los objetos deberan de haber estado ms juntos entre s. De hecho, parece ser que hubo un tiempo, hace unos diez o veinte mil millones de aos, en que todos los objetos estaban en el mismo lugar exactamente, y en el que, por lo tanto, la densidad del universo era infinita. Fue dicho descubrimiento el que finalmente llev la cuestin del principio del universo a los dominios de la ciencia.Las observaciones de Hubble sugeran que hubo un tiempo, llamado el big bang [gran explosin o explosin primordial], en que el universo era infinitsimamente pequeo e infinitamente denso. Uno podra decir que el tiempo tiene su origen en el big bang, en el sentido de que los tiempos anteriores simplemente no estaran definidos (Figura 3).

Figura 3. Big Bang o gran explosin

El universo en expansin

De la inmensa mayora de las estrellas, slo podemos medir una propiedad caracterstica: el color de su luz. Newton descubri que cuando la luz atraviesa un trozo de vidrio triangular, lo que se conoce como un prisma, la luz se divide en los diversos colores que la componen (su espectro), al igual que ocurre con el arco iris. Al enfocar con un telescopio una estrella o galaxia particular, podemos observar de modo similar el espectro de la luz proveniente de esa estrella o galaxia. Estrellas diferentes poseen espectros diferentes.

Cuando los astrnomos empezaron a estudiar, en los aos veinte, los espectros de las estrellas de otras galaxias, encontraron un hecho tremendamente peculiar: estas estrellas posean los mismos conjuntos caractersticos de colores ausentes que las estrellas de nuestra propia galaxia, pero desplazados todos ellos en la misma cantidad relativa hacia el extremo del espectro correspondiente al color rojo.

Para entender las aplicaciones de este descubrimiento, debemos conocer primero el efecto Doppler.

Se conoce como efecto Doppler el cambio en la longitud de una onda como consecuencia del movimiento del emisor respecto del receptor. Observamos este efecto numerosas veces en la vida diaria. Cuando un coche se nos acerca a gran velocidad, percibimos que el sonido del motor (una onda, al fin y al cabo) es ms agudo que cuando se aleja de nosotros. Esta percepcin se debe al hecho de que cuando el coche se acerca, las ondas sonoras emitidas parecen juntarse y disminuye su longitud, mientras que se produce el efecto contrario cuando el coche se aleja, situacin en que las ondas parecen separarse, lo que hace que su longitud aumente. [[footnoteRef:4]] [4: Sociedad Espaola de Astronoma, 2009, p. 29]

Este efecto es muy importante en astrofsica, donde adquiere relevancia aplicado a las ondas electromagnticas, sobre todo al caso de la luz. Cuando un objeto que emite luz, como una estrella o una galaxia, se acerca a nosotros (o nosotros al objeto), vemos sus ondas de luz comprimidas, con menor longitud de onda que la correspondiente a la emisin: el color se desplaza hacia el azul. Si el cuerpo emisor se aleja de nosotros (o nosotros del cuerpo emisor), entonces vemos que su luz se desplaza al rojo, sus ondas se alargan (figura 4). [[footnoteRef:5]] [5: Sociedad Espaola de Astronoma, 2009, p. 29]

Figura 4. Efector Doppler aplicado a las ondas electromagnticas

Hubble dedic su tiempo a catalogar las distancias y a observar los espectros de las galaxias. En aquella poca, la mayor parte de la gente pensaba que las galaxias se moveran de forma bastante aleatoria, por lo que se esperaba encontrar tantos espectros con corrimiento hacia el azul como hacia el rojo. Fue una sorpresa absoluta, por lo tanto, encontrar que la mayora de las galaxias presentaban un corrimiento hacia el rojo. Incluso ms sorprendente an fue el hallazgo que Hubble public en 1929: ni siquiera el corrimiento de las galaxias hacia el rojo es aleatorio, sino que es directamente proporcional a la distancia que nos separa de ellas o dicho con otras palabras, cuanto ms lejos est una galaxia, a mayor velocidad se aleja de nosotros. Esto significa que el universo no puede ser esttico, como todo el mundo haba credo antes, sino que de hecho se est expandiendo. La distancia entre las diferentes galaxias est aumentando continuamente.

Todas las observaciones comparten el hecho de que en algn tiempo pasado (entre diez y veinte mil millones de aos) la distancia entre galaxias vecinas debe haber sido cero. En aquel instante, que llamamos big bang, la densidad del universo y la curvatura del espacio-tiempo habran sido infinitas. Dado que las matemticas no pueden manejar realmente nmeros infinitos, esto significa que la teora de la relatividad general predice que hay un punto en el universo en donde la teora en s colapsa. Tal punto es un ejemplo de lo que los matemticos llaman una singularidad.

Los agujeros negros

John Michell, escribi en 1783 un artculo en el Philosophical Transactions of the Royal Society of London en el que sealaba que una estrella que fuera suficientemente masiva y compacta tendra un campo gravitatorio tan intenso que la luz no podra escapar: la luz emitida desde la superficie de la estrella sera arrastrada de vuelta hacia el centro por la atraccin gravitatoria de la estrella, antes de que pudiera llegar muy lejos. A pesar de que no seramos capaces de verlas porque su luz no nos alcanzara, s notaramos su atraccin gravitatoria. Estos objetos son los que hoy en da llamamos agujeros negros (figura 5).

Figura 5. Agujero negro

Para entender cmo se podra formar un agujero negro, tenemos que tener ciertos conocimientos acerca del ciclo vital de una estrella. Las estrellas se forman a partir de nubes de gas, como las de la nebulosa de Orin. A medida que dichas nubes se contraen bajo la accin de su propia gravedad, el gas se calienta y al final llega a temperatura suficientemente elevada para iniciar la reaccin de fusin nuclear que convierte hidrgeno en helio. El calor generado en este proceso produce una presin que sostiene la estrella contra su propia gravedad y detiene su contraccin. Una estrella permanecer en este estado durante un largo tiempo, quemando hidrgeno y radiando luz al espacio [[footnoteRef:6]] [6: Hawking, S., 2002, p. 47.]

Finalmente, sin embargo, la estrella consumir todo su hidrgeno y los otros combustibles nucleares. Cuando una estrella se queda sin combustible, empieza a enfriarse y por lo tanto a contraerse.

Si una estrella posee una masa menor que el lmite de Chandrasekhar, puede finalmente cesar de contraerse y estabilizarse en un posible estado final, como una estrella enana blanca, con un radio de unos pocos miles de kilmetros y una densidad de decenas de toneladas por centmetro cbico. Una enana blanca se sostiene por la repulsin, debida al principio de exclusin entre los electrones de su materia. Se puede observar un gran nmero de estas estrellas enanas blancas; una de las primeras que se descubrieron fue una estrella que est girando alrededor de Sirio A, la estrella ms brillante en el cielo nocturno (figura 6).

Figura 6. Enana blanca Sirio B es el punto diminuto situado en la parte inferior izquierda de la imagen

Landau seal que exista otro posible estado final para una estrella, tambin con una masa lmite de una o dos veces la masa del Sol, pero mucho ms pequea incluso que una enana blanca. Estas estrellas se mantendran gracias a la repulsin debida al principio de exclusin entre neutrones y protones, en vez de entre electrones. Se les llam por eso estrellas de neutrones. Tendran un radio de unos quince kilmetros aproximadamente y una densidad de decenas de millones de toneladas por centmetro cbico.

Estrellas con masas superiores al lmite de Chandrasekhar tienen, por el contrario, un gran problema cuando se les acaba el combustible. En algunos casos consiguen explotar, o se las arreglan para desprenderse de la suficiente materia como para reducir su peso por debajo del lmite y evitar as un catastrfico colapso gravitatorio. Pero otras estrellas se volvern tan pequeas que sus campos gravitatorios sern tan intensos que ni la luz ni ninguna otra cosa podr escapar de all. Esas estrellas se convertirn en agujeros negros. [[footnoteRef:7]] [7: Hawking, S., 1994, p. 83.]

Los agujeros negros no son tan negros

Antes de 1970, mi investigacin se haba concentrado en si haba habido o no una singularidad en el big bang. En un agujero negro, el horizonte de sucesos est formado por los caminos en el espacio-tiempo de los rayos de luz que justamente no consiguen escapar del agujero negro, y que se mueven eternamente sobre esa frontera. Una noche comenc a pensar en esto, mientras me acostaba. Mi enfermedad convierte esta operacin en un proceso bastante lento. De repente, comprend que los caminos de estos rayos nunca podran aproximarse entre s. Si as lo hicieran, acabaran chocando, y absorbidos por el agujero. As, los caminos de los rayos luminosos en el horizonte de sucesos tienen que moverse siempre o paralelos o alejndose entre s. Otro modo de ver esto es imaginando que el horizonte de sucesos es como el perfil de una sombra (la sombra de la muerte inminente.) Si la fuente de luz es muy lejana, se observar que los rayos de luz no se estn aproximando entre s.Si los rayos nunca pueden acercarse entre ellos, el rea del horizonte de sucesos podra o permanecer constante o aumentar con el tiempo, pero nunca podra disminuir, porque esto implicara que al menos algunos de los rayos de luz de la frontera tendran que acercarse entre s. De hecho, el rea aumentar siempre que algo de materia o radiacin caiga en el agujero negro. Si dos agujeros negros chocasen entre s, el rea del horizonte de sucesos del agujero negro resultante sera igual o mayor que la suma de las reas de los originales. Esta propiedad de la no disminucin del rea, produce una restriccin importante de los comportamientos posibles de los agujeros negros. Me excit tanto este descubrimiento, que casi no pude dormir aquella noche.El comportamiento no decreciente del rea de un agujero negro recordaba el comportamiento de una cantidad fsica llamada entropa, que mide el grado de desorden de un sistema. Se puede crear orden a partir del desorden (por ejemplo uno puede pintar su casa), pero esto requiere un consumo de esfuerzo o energa, y por lo tanto disminuye la cantidad de energa ordenada obtenible.Un enunciado preciso de esta idea se conoce como segunda ley de la termodinmica. Dice que la entropa de un sistema aislado siempre aumenta, y que cuando dos sistemas se juntan, la entropa del sistema combinado es mayor que la suma de las entropas de los sistemas individuales.La segunda ley de la termodinmica tiene un status algo diferente al de las restantes leyes de la ciencia, como la de la gravedad de Newton por citar un ejemplo, porque no siempre se verifica, aunque s en la inmensa mayora de los casos. Sin embargo, si uno tiene un agujero negro, parece existir una manera ms fcil de violar la segunda ley: simplemente lanzando al agujero negro materia con gran cantidad de entropa. Al no poder comprobar 5qu entropa existe en el interior del agujero, no podemos demostrar que la entropa total, dentro y fuera del agujero, ha aumentado.Bekenstein sugiri que el rea del horizonte de sucesos era una medida de la entropa del agujero negro. Cuando materia portadora de entropa cae en un agujero negro, el rea de su horizonte de sucesos aumenta. Esta sugerencia pareca evitar el que la segunda ley de la termodinmica fuera violada. Sin embargo, haba un error fatal. Si un agujero negro tuviera entropa, entonces tambin tendra que tener una temperatura. Pero un cuerpo a una temperatura particular debe emitir radiacin a un cierto ritmo. Pero por su propia definicin, los agujeros negros son objetos que se supone que no emiten nada.En septiembre de 1973, durante una visita ma a Mosc, Zeldovich y Staronbinsky. Me convencieron de que, de acuerdo con el principio de incertidumbre, los agujeros negros en rotacin deberan crear y emitir partculas. Cuando hice el clculo, encontr, para mi sorpresa y enfado, que incluso los agujeros negros sin rotacin deberan crear partculas a un ritmo estacionario. Diversos clculos posteriores confirman que un agujero negro debera emitir partculas y radiacin como si fuera un cuerpo caliente con una temperatura que slo depende de la masa del agujero negro: cuanto mayor sea la masa, tanto menor ser la temperatura.Las partculas no provienen del agujero negro, sino del espacio "vaco" justo fuera del horizonte de sucesos del agujero negro, espacio que consideramos no puede estar totalmente vaco, pues en ese caso, el valor de todos los campos (como el electromagntico o el gravitatorio) valdra exactamente cero, y la velocidad de su cambio tambin sera exactamente cero. Pero debe haber una cierta cantidad mnima, debida a la incertidumbre (fluctuaciones cunticas), del valor del campo. Uno puede imaginar estas fluctuaciones como pares de partculas de luz o de gravedad que aparecen juntas en un instante determinado, se separan, y luego se vuelven a juntar, aniquilndose entre s. Estas son partculas virtuales. El principio de incertidumbre predice que habr pares similares de partculas materiales virtuales, como electrones o quarks. En este caso, sin embargo, un miembro del par ser una partcula y el otro una antipartcula (las antipartculas de la luz y de la gravedad son las mismas que las partculas).Como la energa no puede ser creada de la nada, uno de los componentes de un par partcula/antipartcula tendr energa positiva y el otro energa negativa. El campo gravitatorio dentro de un agujero negro es tan intenso que incluso una partcula real puede tener all energa negativa. Es, por lo tanto, posible, para la partcula virtual con energa negativa, si est presente un agujero negro, caer en el agujero y convertirse en una partcula o antipartcula real. Su desamparado compaero puede caer asimismo en el agujero negro. O, al tener energa positiva, puede escaparse de las cercanas del agujero como una partcula o antipartcula real. Para un observador lejano, parecer haber sido emitida desde el agujero negro. Cuanto ms pequeo sea el agujero negro, menor ser la distancia que la partcula con energa negativa tendr que recorrer antes de convertirse en una partcula real y, por consiguiente, mayores sern la velocidad de emisin y la temperatura aparente del agujero negro.La energa positiva de la radiacin sera compensada por un flujo hacia el agujero negro de partculas con energa negativa. Por la famosa ecuacin de Einstein, sabemos que la energa es proporcional a la masa. Un flujo de energa negativa hacia el agujero negro reduce, por lo tanto su masa. Conforme el agujero negro pierde masa, el rea de su horizonte de sucesos disminuye, pero la consiguiente disminucin de entropa del agujero negro es compensada de sobra por la entropa de la radiacin emitida, y as, la segunda ley nunca es violada.Adems, cuanto ms pequea sea la masa del agujero negro, tanto mayor ser su temperatura. As, cuando el agujero negro pierde masa, su temperatura y su velocidad de emisin aumentan y, por lo tanto, pierde masa con ms rapidez. Lo que sucede cuando la masa del agujero negro se hace extremadamente pequea no est claro, pero la suposicin ms razonable es que desaparecera completamente en una tremenda explosin final de radiacin. Un agujero negro con una masa de unas pocas de veces la masa del Sol tendra una temperatura de slo diez millonsimas de grado. Esto es mucho menos que la temperatura de la radiacin de microondas que llena el universo (aproximadamente 2,7) por lo que tales agujeros emitirn incluso menos de lo que absorben. Si el universo est condenado a seguir expandindose por siempre, la temperatura de la radiacin de microondas disminuir y con el tiempo ser menor que la de un agujero negro de esas caractersticas, que entonces empezara a perder masa. Pero, a esa temperatura, para que se evaporasen completamente habra de pasar un periodo muchsimo ms largo que la edad del universo. Podran existir agujeros negros primitivos con una masa mucho ms pequea, debidos a las irregularidades en las etapas iniciales del universo. Estos agujeros tendran una mayor temperatura y emitira radiacin a un ritmo mucho mayor. Un agujero negro con una masa inicial de mil millones de toneladas tendra una vida media aproximadamente igual a la edad del universo. Los agujeros negros primitivos con masas iniciales menores que la anterior ya se habran evaporado completamente, pero aquellos con masas ligeramente superiores an estaran emitiendo radiacin en forma de rayos X y rayos gamma, anlogos a las ondas luminosas pero con una longitud de onda ms corta. Tales agujeros apenas merecen el apelativo de negros: son realmente blancos incandescentes y emiten energa a un ritmo de unos diez mil megavatios.Estudiando el fondo de rayos gamma en el universo, que pudo ser generado por procesos distintos a los agujeros negros primitivos, no obtenemos evidencia positiva de los mismos, pero s calculamos el nmero mximo de los posiblemente existentes, unos 300 por ao-luz cbico. Este lmite implica que los agujeros negros primitivos podran constituir como mucho la millonsima parte de la materia del universo. Pero dado que la gravedad atraera a los agujeros negros hacia la materia, stos deberan estar, en general, alrededor y dentro de las galaxias. El estudio de la radiacin limita el nmero de los existentes por trmino medio en el universo, pero no limita los existentes en nuestra propia galaxia. Si hubiera, por ejemplo un milln de veces ms que por trmino medio, entonces el ms cercano podra estar a la misma distancia que Plutn. Desde luego si este agujero negro llegara al final de su existencia y explotara, sera fcil detectar el estallido final de radiacin, pero a su vez es poco probable que su final llegara en los prximos aos. Y para detectar su radiacin antes del final, necesitaramos detectores de rayos gamma mucho mayores que los existentes.Aunque la bsqueda de agujeros negros primitivos resulte negativa, an nos dar una valiosa informacin acerca de los primeros instantes del universo. Slo el hecho de que el universo fuera muy regular y uniforme, con una alta presin, puede explicar la ausencia de una cantidad observable de agujeros negros primitivosPlantea el comportamiento de la luz con respecto a la frontera del agujero negro. Menciona la segunda ley de la termodinmica, y relata cmo paulatinamente fue llegando a clculos matemticos para explicar que los agujeros negros emiten partculas y radiaciones como si fueran un cuerpo caliente y por lo tanto emiten algo de luz.

El origen y el destino del universo

Para describir los primeros instantes del universo se ha usado el modelo llamado del big bang caliente. Conforme el universo se expande, toda materia o radiacin existente en l se enfra. (Cuando el universo duplica su tamao, su temperatura se reduce a la mitad.) A temperaturas muy altas, las partculas se estaran moviendo tan deprisa que podran vencer cualquier atraccin entre ellas debida a fuerzas nucleares o electromagnticas. Incluso los tipos de partculas que existiesen en el universo dependeran de la temperatura. A temperaturas suficientemente altas, las partculas tendran tanta energa que cada vez que colisionasen se produciran muchos pares partcula/antipartcula diferentes.

Un segundo despus del big bang, la temperatura habra descendido a alrededor de diez mil millones de grados (unas mil veces la temperatura en el centro del Sol). En ese momento, el universo habra contenido fundamentalmente fotones, electrones, neutrinos (partculas extremadamente ligeras que son afectadas solamente por la fuerza dbil y por la gravedad) y sus antipartculas, junto con algunos protones y neutrones. A medida que el universo continuaba expandindose, la mayor parte de los electrones y los antielectrones se habran aniquilado mutuamente para producir ms fotones, quedando solamente unos pocos electrones. Los neutrinos y los antineutrinos, sin embargo, no se habran aniquilado unos a otros, porque estas partculas interaccionan entre ellas y con otras partculas muy dbilmente. Todava hoy deberan estar por ah. Podran ser una forma de materia oscura, con suficiente atraccin gravitatoria como para detener la expansin del universo y provocar que se colapse de nuevo.

Alrededor de cien segundos despus del big bang, la temperatura habra descendido a mil millones de grados, que es la temperatura en el interior de las estrellas ms calientes. Protones y neutrones, en base a la interaccin nuclear fuerte, habran comenzado a combinarse juntos para producir los ncleos de tomos de deuterio (hidrgeno pesado), y posteriormente de helio, y en pequeas cantidades de litio y berilio. Los restantes neutrones se habran desintegrado en protones.

Esta imagen de una etapa temprana caliente del universo la propuso por primera vez el cientfico George Gamow, en un artculo en que hizo la notable prediccin de que la radiacin en forma de fotones procedente de las etapas tempranas muy calientes del universo debe permanecer todava hoy, con su temperatura reducida a slo unos pocos grados por encima del cero absoluto. Fue esta radiacin la que Penzias y Wilson encontraron en 1965. Estamos bastante seguros de que tenemos la imagen correcta, al menos a partir de aproximadamente un segundo despus del big bang.Tan slo unas horas despus del big bang la produccin de helio y de otros elementos se habra detenido. Despus, durante el siguiente milln de aos, los ncleos no tendran suficiente energa para vencer la atraccin electromagntica, y habra comenzado a combinarse para formar tomos.En regiones ligeramente ms densas que la media, la expansin habra sido retardada por la atraccin gravitatoria extra, y algunas habran empezado a colapsar de nuevo. El tirn gravitatorio podra empezar a hacerlas girar ligeramente. Finalmente, cuando la regin se hiciera suficientemente pequea, estara girando lo suficientemente deprisa como para compensar la atraccin de la gravedad, y de este modo habran nacido las galaxias giratorias en forma de disco. Otras regiones evolucionaran hacia objetos ovalados llamados galaxias elpticas. En ellas, la regin dejara de colapsarse parque partes individuales de la galaxias estaran girando de forma estable alrededor de su centro, aunque la galaxia en su conjunto no tendra rotacin.

El gas de hidrgeno y helio de las galaxias se disgregara en nubes ms pequeas que comenzaran a colapsarse debido a su propia gravedad. La temperatura del gas aumentara, hasta iniciar reacciones de fusin nuclear. Se empezara a convertir el hidrgeno en ms helio, y el calor desprendido aumentara la presin, lo que impedira continuar la contraccin. Estas nubes permaneceran estables en este estado durante mucho tiempo, como estrellas del tipo de nuestro Sol. Las estrellas con una masa mayor necesitaran estar ms calientes para compensar su atraccin gravitatoria ms intensa, lo que acelerara las reacciones de fusin, pudiendo llegar a consumir su combustible en un tiempo tan corto como cien millones de aos. Se contraeran entonces ligeramente, y, al calentarse ms, empezaran a convertir el helio en elementos ms pesados como carbono u oxgeno. Esto, sin embargo, no liberara mucha ms energa, de modo que se producira una crisis. Parece probable que las regiones centrales de la estrella colapsaran hasta un estado muy denso, tal como una estrella de neutrones o un agujero negro. Las regiones externas de la estrella podran a veces ser despedidas en una tremenda explosin llamada supernova, que superara en brillo a todas las dems estrellas juntas de su galaxia. Algunos de los elementos ms pesados producidos hacia el final de la vida de la estrella seran arrojados de nuevo al gas de la galaxia, y proporcionaran parte de la materia prima para la prxima generacin de estrellas. Nuestro Sol contiene alrededor de un 2 por 100 de esos elementos ms pesados, ya que es una estrella de la segunda o tercera generacin, formada hace unos cinco mil millones de aos a partir de una nube giratoria de gas que contena los restos de supernovas anteriores. Una pequea cantidad de los elementos ms pesados se acumularon juntos para formar los cuerpos que ahora giran alrededor del Sol como planetas al igual que la Tierra.

La tierra estaba inicialmente muy caliente y sin atmsfera. Con el tiempo se enfri y adquiri una atmsfera mediante la emisin de gases de las rocas. sta no contena nada de oxgeno, sino una serie de gases venenosos para nosotros, como el sulfuro de hidrgeno. Formas de vida primitivas se desarrollaron en los ocanos, formando macromolculas, capaces de reunir otros tomos del ocano para formar estructuras similares. Algunos errores habran producido nuevas macromolculas, incluso mejores para reproducirse a s mismas. Las primeras formas primitivas de vida consumiran diversos materiales, incluyendo sulfuro de hidrgeno, y desprenderan oxgeno. Esto cambi gradualmente la atmsfera, y permiti el desarrollo de formas de vida superiores.

Esta visin de un universo inicialmente muy caliente y enfrindose gradualmente deja varias cuestiones importantes sin contestar En este tipo de modelos no habra habido tiempo suficiente para la luz ni ninguna otra informacin fuese desde una regin distante a otra. La nica razn para que pudiesen regiones distantes haber alcanzado la misma temperatura es que por alguna razn inexplicada, comenzasen ya a la misma temperatura.

Una posibilidad es lo que se conoce como condiciones de contorno caticas. Estas suponen implcitamente o bien que el universo es espacialmente infinito o bien que hay infinitos universos. Esto significara que el universo primitivo habra sido probablemente muy catico e irregular, debido a que hay muchas ms configuraciones del universo caticas y desordenadas que uniformes y ordenadas. (Si cada configuracin es igualmente probable, es verosmil que el universo comenzase en un estado catico y desordenado, simplemente porque abundan ms estos estados).

Si el universo fuese verdaderamente infinito espacialmente, o si hubiese infinitos universos, habra probablemente en alguna parte algunas grandes regiones que habran comenzado de una manera suave y uniforme. Podra ocurrir que nosotros estuvisemos viviendo en una regin que simplemente, por casualidad, es suave y uniforme. Esto constituye un ejemplo de aplicacin de lo que se conoce como el principio antrpico: "vemos el universo en la forma que es porque nosotros existimos".

La versin dbil del principio antrpico dice que en un universo que es grande o infinito en el espacio y/o en el tiempo, las condiciones necesarias para el desarrollo de vida inteligente se darn solamente en ciertas regiones que estn limitadas en el tiempo y en el espacio. Los seres inteligentes de estas regiones no deben, por lo tanto, sorprenderse si observan que su localizacin en el universo satisface las condiciones necesarias para su existencia.

La versin fuerte del principio propone que o hay muchos universos diferente, o muchas regiones diferentes de un nico universo, cada uno/a con su propia configuracin inicial y, tal vez, con su propio conjunto de leyes de la ciencia. Solamente en los pocos universos que son como el nuestro se desarrollaran seres inteligentes que se haran la siguiente pregunta: por qu es el universo como lo vemos?. La respuesta, entonces, es simple: si hubiera sido diferente, nosotros no estaramos aqu!.

Las leyes de la ciencia, tal como las conocemos actualmente, contienen muchas cantidades fundamentales. Como la magnitud de la carga elctrica del electrn y la relacin entre las masas del protn y del electrn. Puede ser que un da descubramos una teora unificada completa que prediga todas esas cantidades, pero tambin es posible que algunas, o todas ellas, varen de un universo a otro, o dentro de uno nico. Los valores de estas cantidades parecen haber sido ajustados sutilmente para hacer posible el desarrollo de la vida.

Si el modelo del big bang caliente fuese correcto desde el principio del tiempo, el estado inicial del universo tendra que haber sido elegido verdaderamente con mucho cuidado.

En un intento de encontrar un modelo del universo en el cual muchas configuraciones iniciales diferentes pudiesen haber evolucionado hacia algo parecido al universo actual, un cientfico del MIT, Alan Guth, sugiri que el universo primitivo podra haber pasado por un periodo de expansin muy rpida. Esta expansin se llamara "inflacionaria", dando a entender que hubo un momento en que el universo se expandi a un ritmo creciente, en vez del ritmo decreciente al que lo hace hoy da.

Hay algo as como un 1 con ochenta y cinco ceros detrs de partculas en la regin del universo que nosotros podemos observar. En la teora cuntica, las partculas pueden ser creadas a partir de la energa en la forma de pares partcula/antipartcula. Pero esto simplemente plantea la cuestin de dnde sali la energa. La respuesta es que la energa total del universo es exactamente cero. La materia del universo est hecha de energa positiva. Sin embargo, toda la materia est atrayndose a s misma mediante la gravedad. Dos pedazos de materia que estn prximos el uno al otro, tienen menos energa que los dos mismos trozos muy separados, porque se ha de gastar energa para separarlos en contra de la fuerza gravitatoria que los est uniendo. As, en cierto sentido, el campo gravitatorio tiene energa negativa. En el caso de un universo que es aproximadamente uniforme en el espacio, puede demostrarse que esta energa gravitatoria negativa, cancela exactamente a la energa positiva correspondiente a la materia.

Por consiguiente, el universo podra duplicar la cantidad de energa positiva de materia y tambin duplicar la energa gravitatoria negativa sin violar la conservacin de la energa. Esto no ocurre en la expansin normal del universo, en la que la densidad de energa de la materia disminuye a medida que el universo se hace ms grande. S ocurre, sin embargo en la expansin inflacionaria, porque la densidad de energa permanece constante mientras que el universo se expande.

Debera haber algn mecanismo que eliminase a la gran constante cosmolgica efectiva y que, por lo tanto, modificase la velocidad de expansin de acelerada a frenada por la gravedad, como la que tenemos hoy en da. En la expansin inflacionaria uno podra esperar que finalmente se rompiera la simetra entre las fuerzas del mismo modo que el agua sobre enfriado al final se congela. La energa extra del estado sin ruptura de simetra sera liberada entonces y calentara al universo de nuevo, hasta una temperatura justo por debajo de la temperatura crtica en la que hay simetra entre las fuerzas. El universo continuara entonces expandindose y se enfriara exactamente como en el modelo del big bang caliente, pero ahora habra una explicacin de por qu el universo se est expandiendo justo a la velocidad crtica y por qu diferentes regiones tienen la misma temperatura.

En la idea original de Guth se supona que la transicin de fase ocurra de forma repentina, de una manera similar a como aparecen los cristales de hielo en el agua muy fra. La idea supona que se habran formado "burbujas" de la nueva fase de simetra rota en la fase antigua.

Andre Linde propona que si las burbujas fuesen tan grandes que nuestra regin del universo estuviese toda ella contenida dentro de una nica burbuja, la transicin de una situacin con simetra a otra sin ella tuvo que ocurrir muy lentamente dentro de la burbuja.

Prob que, en lugar de eso, la simetra se habra roto al mismo tiempo en todas partes, en vez de solamente dentro de las burbujas. Ello conducira a un universo uniforme.Yo y otras personas mostramos que el nuevo modelo inflacionario, al menos en su forma original, predeca variaciones en la temperatura de la radiacin de fondo de microondas muchos mayores de las que se observan.

Un modelo mejor, llamado modelo inflacionario catico, fue propuesto por Linde en 1983. En l no se produce ninguna transicin de fase o sobre enfriamiento. En su lugar, hay un campo de espn 0, el cual, debido a fluctuaciones cunticas, tendra valores grandes en algunas regiones del universo primitivo. La energa del campo en esas regiones se comportara como una constante cosmolgica. Tendra un efecto gravitatorio repulsivo, y, de ese modo, hara que esas regiones se expandiesen de una forma inflacionaria. A medida que se expandiesen, la energa del campo decrecera en ellas lentamente, hasta que la expansin inflacionaria cambiase a una expansin como la del modelo del big bang caliente.

Este trabajo sobre modelos inflacionarios mostr que el estado actual del universo podra haberse originado a partir de un nmero bastante grande de configuraciones iniciales diferentes, demostrando que el estado inicial de la parte del universo que habitamos no tuvo que ser escogido con gran cuidado. Los teoremas de la singularidad, lo que realmente demuestran es que el campo gravitatorio se hace tan fuerte que los efectos gravitatorios cunticos se hacen importantes: la teora clsica no constituye ya una buena descripcin del universo. Por lo tanto, es necesario utilizar una teora cuntica de la gravedad para discutir las etapas muy tempranas del universo. Como veremos, no es necesario postular nuevas leyes para las singularidades, porque no tiene que haber ninguna singularidad en la teora cuntica.

En la teora cuntica de la gravedad, por otra parte, surge una tercera posibilidad. Debido a que se emplean espacio-tiempos Euclides, en los que la direccin del tiempo est en pie de igualdad con las direcciones espaciales, es posible que el espacio-tiempo sea finito en extensin y que, sin embargo, no tenga ninguna singularidad que forme una frontera o borde. El espacio-tiempo sera como la superficie de la tierra, solo que con dos dimensiones ms.

No existira ninguna singularidad en la que las leyes de la ciencia fallasen. Se podra decir: "la condicin de contorno del universo es que no tiene frontera". El universo estara completamente auto contenido y no se vera afectado por nada que estuviese fuera de l. No sera creado ni destruido. Fue en una conferencia en el Vaticano donde propuse por primera vez esta idea de ausencia de frontera, y sus implicaciones sobre el papel de Dios no fueron en general apreciadas.

Este enfoque sera ms satisfactorio si se pudiese demostrar que nuestro universo no es simplemente una de las posibles historias sino una de las ms probables. Pero hay una familia particular de historias que son mucho ms probables que las otras. Estas historias pueden imaginarse mentalmente como si fuesen la superficie de la Tierra, donde la distancia al polo norte representara el tiempo imaginario, y el tamao de un crculo a distancia constante del polo norte representara el tamao espacial del universo. A pesar de que el universo tendra un tamao nulo en los polos, estos puntos no seran ms singulares de lo que lo son los polos norte y sur sobre la Tierra.En el tiempo real, el universo tiene un principio y un final en singularidades que forman una frontera para el espacio-tiempo y en las que las leyes de la ciencia fallan. Pero en el tiempo imaginario no hay singularidades o fronteras. Solamente si pudisemos hacernos una representacin del universo en trminos del tiempo imaginario no habra ninguna singularidad. As que tal vez, lo que llamamos tiempo imaginario es realmente ms bsico, y lo que llamamos real es simplemente una idea que inventamos para ayudarnos a describir como pensamos que es el universo.

Tambin puede utilizarse la suma sobre historias, junto con la propuesta de ninguna frontera, para averiguar qu propiedades del universo es probable que se den juntas. Por ejemplo la caracterstica de expansin en todas direcciones aproximadamente a la misma velocidad, junto con el valor actual de la densidad del universo. En los modelos simplificados examinados, esta probabilidad resulta ser alta.Un problema particularmente interesante es el referente al valor de las pequeas desviaciones respecto de la densidad uniforme en el universo primitivo. Si utilizamos la condicin de que no haya ninguna frontera, encontramos que el universo tuvo, de hecho, que haber comenzado justamente con la mnima no uniformidad posible, permitida por el principio de incertidumbre. El universo habra sufrido entonces un periodo de rpida expansin. Como en los modelos inflacionarios. Durante este periodo las no uniformidades iniciales se habran amplificado hasta hacerse lo suficientemente grandes como para explicar el origen de las estructuras que observamos a nuestro alrededor.

De este modo, todas las complicadas estructuras que vemos en el universo podran ser explicadas mediante la condicin de ausencia de frontera para el universo, junto con el principio de incertidumbre de la mecnica cuntica.

Referencias

Bakulin, P., Kononvich, E., Moroz, V. (1987). Curso de Astronoma General. Rusia: MIR, pp. 13 14.Asimov, I. (2004). Grandes ideas de la ciencia. Espaa: Alianza Editorial, pp. 59.Sociedad Espaola de Astronoma. (2009). 100 Conceptos bsicos de Astronoma. Espaa, pp. 29.Hawking, S. (2002). El universo en una cscara de nuez. Espaa: Crtica, pp. 46 47.Hawking, S. (1994). Agujeros negros y pequeos universos. Espaa: Plaza y Janes, pp. 83.Hawking, S. (1987). Historia del tiempo: Del big bang a los agujeros negros. Espaa: Crtica.